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Schinnerer2024MolecularGasStarFormation

Brief #

  • 主题是星系中的分子云气体（cloud），dense gas 对应于形成恒星的场所，基本属性是面密度、速度弥散、SFR
    • 面密度和速度弥散之间的关系用 Heyer-Keto relation 描述，在这个关系上不同位置的分布是由 host galaxy 或者说周围环境决定的
  • 对应的尺度是略微超出银河系的范畴（河外 10Mpc 以内的量级），对 nearby galaxies 的观测目前有 JWST 和 ALMA 的支持
  • cloud 的边界不好定义，最好采用一个固定的尺度强制测量
  • 对 SF 进行演化过程的推断可以大致确定 SF 的各个阶段的时长，引力坍缩的时长大概比 stellar feedback 清除周围气体的时长大一个量级
  • 恒星形成之后对周围气体的清除依靠的是 stellar wind 或者 radiation，SNe 在更长的时间上发挥作用
  • 星系中心可以形成 CMZ，但是 SFR 在不同星系中有很大的差异

Intro #

  • ISM 中诞生恒星的过程是：ISM 冷却成分子气体，然后引力作用下坍缩形成恒星，恒星对周围的气体施加反馈，将气体加热和驱散
    • 气体最终的来源还是星系之外的气体，也就是 CGM/IGM
    • 反馈的形式包括 radiation、stellar winds、SNe
    • 总体来说是一个负反馈过程
  • 这里的 cloud scale 指的是 50-150 pc 的物理尺度，综述的主题就是以这个尺度为分辨率的 邻近星系的观测的新结果，也就是这个尺度下可以分辨出单个分子云，但是不能分辨出分子云的内部结构
    • 这个尺度对应于 GMC 或者 giant HII region 的大小
    • fig1 展现了目前分辨率对于邻近星系的解析程度
    • 一个简单的计算是 20 Mpc 之内的 1 角秒对应于 100pc 的尺度

Background #

  • 原先基于 local group 的观测标明 cloud 是一个引力束缚、恒定密度、turbulance 主导的系统，其尺寸和速度弥散遵循简单的 Larson’s law
    • 一个更新的图景是：分子气体是一个分形的介质，没有明确的边界，cloud 可能不受引力束缚
      • cloud 的性质随 host galaxy 的性质而变化
      • 用 Heyer-Keto relation 描述固定尺度上面密度和速度弥散的关系
  • Gao-solomon relation 指的是 SFR 和 dense gas tracer 之间存在线性关系，暗示致密气体供给了 SF 的原料，但是这个关系也受到环境的影响
  • 一个关键的结论是 SF 非常低效，在每个自由落体时间内的效率只有 0.5%
  • 星系中心和 disk 代表着截然不同的环境

观测上的进步 #

  • ALMA 提供了对 CO 的巡天观测能力
  • VLT/MUSE 提供了星系的可分辨的光谱成像
  • HST 和 JWST 分别提供了高分辨率和红外的数据

2 Measuring the properties #

$$ \frac{\sigma}{R^{0.5}}=\sqrt{\alpha_\mathrm{vir} \frac{G\pi \Sigma}{5f}} $$
  • 分子气体在所有尺度上都存在复杂的分层结构，不应该进行单个 cloud 的识别，而应该在固定的尺度上测量单个像素的物理属性
    • 四个最关键的物理属性包括
      • 表面密度可以用 CO 强度进行计算，基于一些假设可以进一步计算体积密度
      • 归一化的谱线宽度（$\sigma_\mathrm{mol} / R^{0.5}$）可以反应 turbulence 的能量大小
      • virial 参数（定义为 $\alpha_\mathrm{vir}=2K / |U|$）
      • 内部压力（$P_\mathrm{int}=\rho_\mathrm{mol}\sigma_\mathrm{mol}^2$）
    • Heyer-Keto relation 指的是归一化的谱线宽度正比于表面密度（见上面的公式）
      • Larson’s law 对应于两边都是常数的情况，也就是气体面密度恒定，左边的两个量成正比
    • 这里 2.1.3 最后是什么意思？
  • 2.2 节介绍了 CO-H2 的转化因子 $\alpha_\mathrm{CO}$，在金属丰度高和 SF 剧烈的地方应该使用一个更小的 conversion factor
    • fig2 给出了很关键的几张图
  • fig3 给出了面密度和速度弥散之间的关联
    • 和 Heyer-Keto relation 符合很好，并且等式两边都是在很大的范围内变化的
      • 说明非直接测量的 $\alpha_\mathrm{vir}$ 的实际值在 1-2 之间，也就是分子云实际上处于平衡状态
    • 内部压力也跨越很多个量级，等压线和速度弥散-表面密度的关系几乎是正交的
  • 将四个属性和更大尺度（1.5kpc）上的对应属性进行比较，发现存在明显的关联，表征了星系环境对分子云状态的影响
    • 尤其是 internal pressure 和大尺度压力相关非常紧密
    • 在恒星和气体更加密集、SF 更剧烈、压力更高的区域，分子云也倾向于拥有更高的密度、更大的速度弥散以及更高的压力
  • fig5 中展示了不同星系类型中的分子气体性质，星系中心、merging galaxy、arm 是比较致密的区域
    • 这里的 2.3.4-2.3.6 其实应该作为 2.3.3 的子章节

3 Dense gas #

  • 只有 dense gas 才是 SF 的良好 tracer，一般的气体并不直接和 SF 相关联
  • 两种退激发（碰撞和辐射）速度相等时的气体密度称为临界密度，只有密度高于临界密度的气体才会产生对应谱线的有效 emission
    • 临界密度比较高的谱线只有在高密度环境下才存在强辐射，称作 dense gas tracer；而其他谱线称作 bulk gas tracer
    • 两种 tracer 的强度之比可以用于示踪 致密 气体密度的分布，因为后者在气体密度稍高的地方都会饱和
    • 前者的例子包括 HCN、HCO，后者的例子包括 CO 等，所以一个常见的气体密度探针就是 HCN/CO
  • Gao solomon 关系表明 SFR 和致密气体的量之间存在跨越很大数量级范围的紧密联系
    • HCN/CO 示踪的气体致密程度和 SFR/CO 示踪的单位分子气体的 SF 强度是正相关的
    • 但是进一步分析二者比值发现并不是一个常数，在星系中心这个值偏低
      • 原因是星系中心即使是不进行 SF 的气体的密度也足以发射 HCN 这样的谱线

4 Star formation #

  • 对 SF 推测的手段包括电离光子、IR/UV 连续谱或者 SED fitting
    • 电离光子指的是类似 Ha 的谱线，仅持续 5Myr 左右
    • UV 示踪的是恒星产生的辐射，IR 则示踪的是紫外光被尘埃散射产生的辐射
  • 分子气体和最近的 SF 区域并不是重合的，存在「分子气体->恒星->气体被驱散之后的星团」的演化过程
    • 通过一定的统计可以分析出以上演化过程的持续时间之比，另外一种方法是借助旋臂自转推测（因为 SF 在旋臂中进行，但是随着臂的自转会离开旋臂）
    • 最后的结论是 cloud、预备阶段、SF 以及通过 feedback 清除周围气体的时间分别是 5-30、4-20、1-3、1-6 Myr
      • 准备阶段的时长超过清除气体的时长
  • 将以上的时标和气体自身的动力学时标对比
    • SF 是一个很低效率的过程：free fall time 远远小于 gas depletion time，比例大约是 0.5%，并且不随云的物理性质而变化
      • depletion time 的计算是用气体的质量除以 SFR（所以其实就是 SFR 太低了吧），典型值是 2Gyr
    • 自由落体和预备阶段的时间类似

5 Feedback #

  • 通过抵抗盘坍缩的压力可以推测出 feedback 强度，用单位质量恒星向 ISM 中注入的动量大小来描述，值大约是 1e3~3e3 范围
  • 也可以用恒星形成之后清除周围气体的时标来推测，在这个时间尺度上 SNe 还不能大量爆发，所以气体的清除主要依赖的是 stellar wind 以及辐射
    • 在早期辐射压是主要的推动 HII region 扩张的压力，但是后期变为电离气体的热压力
  • SNe 大部分诞生在气体密度较低的环境中，和分子云的直接作用并不是非常多，而是将能量传播到更加广阔的空间

6 Galaxy centers #

  • 星系中心对应于最剧烈的恒星形成环境，尤其是能够产生非对称引力势的 bar 能够实现气体从 disk 到星系中心的输运
  • CMZ is short for central molecular zone
    • 失去角动量的气体会向星系中心螺旋下落，形成一个环状/螺旋状的致密气体结构
    • CMZ 中的恒星形成有 popcorn 或者 pearls ring 两种模型，可以通过环上的年龄分布是否随机进行区分
  • 在观测上面临尘埃消光的问题，能够穿透尘埃的波段包括射电和红外，观测上两个波段分别用到的最先进仪器分别是 ALMA 和 JWST
  • 一些星系的中心的恒星形成效率很低，可以解释为星系中心的引力剪切作用、潮汐力、turbulence 的影响

7 Future #

  • 未来观测应该可以解析 cloud 内部的细节
  • 应该将对 cloud 的研究和 HI 还有其他气体相结合起来

Thoughts #

  • 可以理解为分子云是 SF 之前的状态，而 H II region 是 SF 的结果
  • cloud 或者分子气体实际上是 ISM 中的致密区域，是后续发生 SF 的场所
  • 这里的图都画得不错，可以看清的同时还很有信息量
  • 在这个尺度的星系研究中，似乎「作为某个物理量的 tracer 的观测量」是一个很重要的话题
  • ADS 是不是有什么机制让 SF 相关的研究具有额外高的 score？
  • 也许可以和 NSC 建立一些联系？in-situ 的 NSC 可能就是星系中心剧烈 SF 的产物
  • MW 的低 SFR 现在还没有一个共识的原因吗？
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